Astronomowie sądzą, że gwiazdy tworzą się wewnątrz zapadających się chmur zimnego wodoru. Chmury te są bardzo trudne do zobaczenia, ponieważ ziemska atmosfera pochłania wiele promieniowanego przez nie światła; jednak inny gaz, tlenek węgla, jest również zawsze obecny i można go łatwo zaobserwować z Ziemi. Astronomowie z Instytutu Radia Astronomii im. Maxa Plancka opracowali szczegółową mapę tych obszarów gwiazdotwórczych w galaktyce Andromeda.
Jak powstają gwiazdy? To jedno z najważniejszych pytań w astronomii. Wiemy, że tworzenie gwiazd odbywa się w zimnych obłokach gazowych o temperaturach poniżej -220 C (50 K). Tylko w tych obszarach gęstego gazu grawitacja może prowadzić do zapadnięcia się, a tym samym do powstawania gwiazd. Zimne chmury gazowe w galaktykach składają się głównie z wodoru cząsteczkowego, H2 (dwa atomy wodoru związane jako jedna cząsteczka). Ta cząsteczka emituje słabą linię widmową w paśmie podczerwieni widma, którego nie można zaobserwować za pomocą teleskopów ziemskich, ponieważ atmosfera pochłania to promieniowanie. Dlatego astronomowie badają inną cząsteczkę, która zawsze znajduje się w pobliżu H2, a mianowicie tlenek węgla, CO. Intensywną linię widmową CO przy długości fali 2,6 mm można zaobserwować za pomocą radioteleskopów umieszczonych w sprzyjających atmosferycznie miejscach: wysokich i suche góry, na pustyni lub na biegunie południowym. W przestrzeni kosmicznej tlenek węgla jest wskaźnikiem warunków sprzyjających powstawaniu nowych gwiazd i planet.
W naszej galaktyce, Drodze Mlecznej, badania dystrybucji tlenku węgla były prowadzone od dawna. Astronomowie znajdują wystarczającą ilość zimnego gazu do tworzenia gwiazd w nadchodzących milionach lat. Ale na wiele pytań nie ma odpowiedzi; na przykład, w jaki sposób ten surowiec gazu molekularnego powstaje. Czy zasila go wczesny etap rozwoju Galaktyki, czy może powstaje z cieplejszego gazu atomowego? Czy chmura molekularna może zapaść się samorzutnie, czy też potrzebuje działania z zewnątrz, aby stała się niestabilna i zapadła się? Ponieważ Słońce znajduje się na dysku Drogi Mlecznej, bardzo trudno jest uzyskać przegląd procesów zachodzących w naszej Galaktyce. Pomocne byłoby spojrzenie z „zewnątrz”, podobnie jak spojrzenie na naszych kosmicznych sąsiadów.
Galaktyka Andromeda, znana również pod numerem katalogowym M31, to układ miliardów gwiazd, podobny do naszej Drogi Mlecznej. Odległość M31 wynosi „tylko” 2,5 miliona lat świetlnych, co czyni ją najbliższą galaktyką spiralną. Galaktyka rozciąga się na niebie na około 5 stopni i można ją zobaczyć gołym okiem jako maleńką rozproszoną chmurę. Badania tego kosmicznego sąsiada mogą pomóc zrozumieć procesy w naszej własnej Galaktyce. Niestety, widzimy dysk gazu i gwiazd w M31 prawie na krawędzi (patrz ryc. 1, po prawej).
W 1995 r. Zespół radioastronomów w Institut de Radioastronomie Millimé trique (IRAM) w Grenoble (Michel Guélin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) oraz w Max Planck Institute for Radio Astronomy (MPIfR) w Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) rozpoczął ambitny projekt mapowania całej galaktyki Andromedy na linii spektralnej tlenku węgla. Instrumentem zastosowanym w tym projekcie był 30-metrowy radioteleskop IRAM, który znajduje się na Pico Veleta (2970 metrów) w pobliżu Granady w Hiszpanii. Przy rozdzielczości kątowej wynoszącej 23 sekundy kątowe (przy częstotliwości obserwacyjnej 115 GHz = długość fali 2,6 mm) trzeba było zmierzyć 1,5 miliona pojedynczych pozycji. Aby przyspieszyć proces obserwacji zastosowano nową metodę pomiaru. Zamiast obserwować w każdej pozycji, radioteleskop był napędzany pasami w całej galaktyce z ciągłym rejestrowaniem danych. Ta metoda obserwacji, zwana „w locie”, została specjalnie opracowana dla projektu M31; jest to obecnie standardowa praktyka, nie tylko w radioteleskopie Pico Veleta, ale także w innych teleskopach obserwujących przy długości fali milimetrowej.
Dla każdej obserwowanej pozycji w M31 zarejestrowano nie tylko jedną wartość intensywności CO, ale 256 wartości jednocześnie w całym spektrum z pasmem 0,2% środkowej długości fali 2,6 mm. Tak więc pełny zestaw danych obserwacyjnych składa się z około 400 milionów liczb! Dokładne położenie linii CO w widmie dostarcza nam informacji o prędkości zimnego gazu. Jeśli gaz porusza się w naszym kierunku, linia przesuwa się na krótsze długości fali. Kiedy źródło oddala się od nas, widzimy przesunięcie na dłuższe fale. Jest to ten sam efekt (efekt Dopplera), który możemy usłyszeć, gdy syrena karetki zbliża się do nas lub od nas. W astronomii efekt Dopplera pozwala badać ruchy chmur gazowych; nawet chmury o różnych prędkościach widoczne w tej samej linii wzroku są rozróżnialne. Jeśli linia widmowa jest szeroka, chmura może się rozszerzać lub też składa się z kilku chmur o różnych prędkościach.
Obserwacje zakończono w 2001 roku. Z ponad 800 godzinami czasu teleskopu jest to jeden z największych projektów obserwacyjnych przeprowadzanych za pomocą teleskopów IRAM lub MPIfR. Po szeroko zakrojonym przetwarzaniu i analizie ogromnych ilości danych właśnie opublikowano pełną dystrybucję zimnego gazu w M31 (patrz ryc. 1 po lewej).
Zimny gaz w M31 koncentruje się w bardzo filigranowych strukturach w ramionach spiralnych. Linia CO wydaje się być odpowiednia do śledzenia struktury ramienia spiralnego. Charakterystyczne ramiona spiralne są widoczne w odległości od 25 000 do 40 000 lat świetlnych od centrum Andromedy, gdzie występuje większość formowania się gwiazd. W regionach centralnych, w których znajduje się większość starszych gwiazd, ramiona CO są znacznie słabsze. W wyniku wysokiego nachylenia M31 względem linii wzroku (około 78 stopni) ramiona spiralne wydają się tworzyć duży, eliptyczny pierścień o głównej osi 2 stopni. W rzeczywistości przez długi czas Andromeda została błędnie uznana za galaktykę „pierścieniową”.
Mapa prędkości gazu (patrz ryc. 2) przypomina ujęcie gigantycznego koła ognia. Z jednej strony (na południu, z lewej) gaz CO porusza się z prędkością około 500 km / s w naszą stronę (niebieski), ale z drugiej strony (północ, prawo) z „tylko” 100 km / sekundą (czerwony). Ponieważ galaktyka Andromeda zbliża się do nas z prędkością około 300 km / sekundę, minie Drogę Mleczną za około 2 miliardy lat. Ponadto M31 obraca się z prędkością około 200 km / sekundę wokół swojej osi środkowej. Ponieważ wewnętrzne chmury CO poruszają się na krótszej ścieżce niż chmury zewnętrzne, mogą się wzajemnie wyprzedzać. Prowadzi to do spiralnej struktury.
Gęstość zimnego gazu cząsteczkowego w ramionach spiralnych jest znacznie większa niż w obszarach między ramionami, podczas gdy gaz atomowy jest bardziej równomiernie rozłożony. Sugeruje to, że gaz cząsteczkowy powstaje z gazu atomowego w ramionach spiralnych, szczególnie w wąskim pierścieniu gwiazdotwórczym. Pochodzenie tego pierścienia jest wciąż niejasne. Możliwe, że gaz w tym pierścieniu jest po prostu materiałem, który nie jest jeszcze używany przez gwiazdy. A może bardzo regularne pole magnetyczne w M31 powoduje powstawanie gwiazd w ramionach spiralnych. Obserwacje teleskopem Effelsberg wykazały, że pole magnetyczne ściśle podąża za ramionami spiralnymi widocznymi w CO.
Pierścień formowania się gwiazd („strefa narodzin”) w naszej własnej Drodze Mlecznej, rozciągający się od 10 000 do 20 000 lat świetlnych od centrum, jest mniejszy niż w M31. Mimo to zawiera prawie 10 razy więcej gazu molekularnego (patrz tabela w załączniku). Ponieważ wszystkie galaktyki są w tym samym wieku, Droga Mleczna jest bardziej ekonomiczna ze względu na swój surowiec. Z drugiej strony wiele starych gwiazd w pobliżu centrum M31 wskazuje, że w przeszłości tempo formowania się gwiazd było znacznie wyższe niż obecnie: tutaj większość gazu została już przetworzona. Nowa mapa CO pokazuje nam, że Andromeda była bardzo skuteczna w tworzeniu gwiazd w przeszłości. Za kilka miliardów lat nasza Droga Mleczna może teraz wyglądać podobnie do Andromedy.
Oryginalne źródło: Informacja prasowa Instytutu Maxa Plancka
